Les observations spectro-photométriques

L’ensemble des objets observés par Gaia passent successivement dans le champ astrométrique, où leur flux est mesuré dans la large bande G (intervalle de longueur d’onde de ∼ 330 à 1050 nm), puis dans le champ « photométrique » où les deux spectro-photomètres (BP et RP) dispersent leur lumière et fournissent des spectres à basse résolution (∼ 100). Ils passent enfin dans le champ spectroscopique (voir la page observations et précisions et l’article plus détaillé sur l’instrument spectroscopique ici).

Les observations en bande G sont celles qui rassemblent un maximum de flux et sont donc les plus précises. Les précisions sur les mesures de flux à chaque transit (à chaque passage de l’objet considéré dans le champ astrométrique) sont meilleures que la milli-magnitude jusque vers la magnitude G=15, et encore seulement de 3 milli-magnitudes pour des objets de magnitude G=20. En conséquence, ces observations, menées, comme toutes celles de Gaia, de manière systématique, vont apporter un survey complet de la variabilité des objets observés, quels qu’ils soient, permettant par exemple d’étudier en détail les variabilité d’étoiles jusque dans la galaxie d’Andromède.

Les observations spectro-photométriques à basse résolution obtenues par les spectro-photomètres bleu et rouge (BP et RP) sont essentielles pour deux raisons :

• corriger les aberrations de chromaticité (déplacement des objets observés dans le champs astrométrique selon leur couleur), et ainsi permettre d’atteindre des précisions astrométriques du niveau de la micro-seconde de degré,
• déterminer les paramètres physiques décrivant les objets observés et permettre ainsi la classification de ces objets (par exemple distinguer les étoiles des quasars ou les différents types d’étoiles entre eux) et la caractérisation des atmosphères des étoiles (température effective, gravité de surface, abondance de certains éléments chimiques - en particulier le fer),
• estimer l’extinction et le rougissement interstellaire.

Les précisions attendues sont de l’ordre de

• 0.3% à G = 15 mag et 4% à G = 20 mag sur la température effective, T_eff
• 0.1-0.4 dex sur log(g) et sur la métallicité [Fe/H] pour des étoiles plus brillantes que G = 18.5 mag (selon la magnitude), dans des zones sans extinction interstellaire.

Les spectro-photomètres (BP et RP) observent dans deux domaines de longueur d’onde qui se recouvrent : de ∼ 330 à 680 nm avec une résolution qui varie de 3 à 27 nm/pixel selon la longueur d’onde pour le spectro-photomètre bleu, BP, et de ∼ 640 à 1050 nm avec une résolution qui varie de 7 à 15 nm/pixel pour le spectro-photomètre rouge, RP. Voir les courbes de transmission pour la magnitude G, les magnitudes BP, RP (et G_RVS).

Les précisions attendues en fin de mission sur les magnitudes moyennes dans les différentes bandes sont données sur la page observations et précisions. Les précisions obtenues pour chaque transit pour chacune des magnitudes G, BP et RP, pour différents types d’étoiles, sont montrées dans les figures suivantes :

• pour les étoiles de type A,
• pour les étoiles de type K,
• pour les étoiles de type M.

La figure ci-dessous montre une série de sept spectres observés par les deux spectro-photomètres BP (à gauche) et RP (à droite) pour 7 étoiles de types spectraux différents : d’une étoile très froide (environ 3000°) et très rouge, une géante de type spectral M5 III (en haut) à une étoile chaude (environ 8000°) de type spectral A3 (en bas).

La sensibilité des spectres obtenus à la température est encore plus visible sur cette série de spectres simulés pour 14 étoiles de magnitude G=15 (Jordi et al. 2010), à gauche, comme sur ces premiers résultats d’observations réelles avec les spectro-photomètres (deux figures de droite). Il faut noter que les unités de la figure de gauche (spectres simulés) sont des flux exprimés en photon par seconde et par pixel en fonction de la longueur d’onde alors que ce sont des flux normalisés pour les deux figures de droite.

Les spectres BP/RP dépendent aussi, fortement, de l’extinction interstellaire et, beaucoup plus faiblement, de l’abondance en métaux dans l’atmosphère des étoiles et de la gravité à leur surface. Ceci est illustré par les deux figures ci-dessous. La première montre des spectres simulés pour des étoiles de températures différentes (d’une étoile K de 4000 K en bas à une étoile A de 9000K en haut) et pour des extinctions différentes (de A₀=0.0 mag dans la colonne de gauche à A₀=5.0 mag dans la colonne de droite). La seconde figure montre des spectres simulés pour des étoiles avec des différentes abondances en métaux (abondances en fer par rapport l’hydrogène variant de la composition solaire, [Fe/H] =0 à celle des étoiles très faibles en métaux, [Fe/H]=-2.2 dex), en haut, et pour des étoiles avec différents gravité de surface, en bas (Liu et al, 2012).

La forme générale des spectres varie aussi avec le type d’objet. La figure ci-dessous montre les spectres simulés obtenus pour des galaxies, des quasars, des étoiles naines très froides et des étoiles à raies d’émission (Bayler-Jones et al. 2013).

Pour comparaison les spectres récemment obtenus par Gaia pour une galaxie de Seyfert, NGC4395, sont montrés ci-dessous.

Voir Calibration des instruments pour plus de détails.

Voir aussi les informations détaillées (en anglais) sur le site Gaia de l’ESA. Voir aussi les « Feuilles d’information Gaia » (en anglais) : Photometry.